Im folgenden werden die Eigenschaften der RR-Lyrae-Sterne genauer beschrieben. Außerdem wird kurz auf die den RR-Lyrae-Sternen sehr ähnlichen Veränderlichen vom Typ δ-Scuti und SX-Phoenicies eingegangen.



RR-Lyrae-Sterne sind benannt nach dem hellsten Vertreter ihrer Art: RR Lyrae; dem veränderlichen Stern RR im Sternbild Leier (lat: Lyra). Sie sind definiert als radial pulsierende Riesensterne der Spektraltypen A bis F mit Perioden von 0.21 bis 1.2 Tagen und Amplituden nicht größer als 1 bis 2 Magnituden im Visuellen.

RR-Lyrae-Sterne sind eine sehr wichtige Gruppe unter den Veränderlichen Sternen. Nach dem General Catalogue of Variable Stars (Samus et al. 2013, GCVS) gibt es 777 dieser Veränderlichen in unserer Milchstraße, die im Maximum 12.5 Magnituden haben oder heller sind, und die mit heutigen Amateur-Teleskopen gut beobachtet werden können. Es werden ständig weitere RR-Lyrae-Sterne entdeckt, sodass die Zahl der bekannten Veränderlichen dieses Typs weiter ansteigt.


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Die Ursache der Helligkeitsänderungen der RR-Lyrae-Sterne ist die Pulsation der Sterne. Abbildung 1 zeigt unten die Helligkeitsänderung eines RR-Lyrae-Sterns und darüber seine Radius- und Temperatur-Änderung. Während eines Pulsationszyklus bläht sich der Stern auf und fällt wieder zusammen. Dabei wird er abwechselnd kühler und heißer. Dieses ist in dem Diagramm durch die Farbe der Sternkreise angedeutet. So wie Eisen in der Schmiede erst rot dann gelb und - wenn es sehr heiß ist - blauglühend wird, steht die Farbe rot für die geringste Temperatur des Sterns und blau für seine höchste. Dabei schwankt der Radius zwischen circa 5.5 Sonnenradien und 7 Sonnenradien und die Temperatur steigt und fällt um 2000° von circa 5500 bis 7500°C.

Diese Werte variieren etwas bei den einzelnen Sternen. Wie in Abbildung 1 zu sehen ist, ist der Stern zum Zeitpunkt seiner größten Helligkeit am kleinsten, hat aber die höchste Temperatur. Das könnte merkwürdig erscheinen, denn eine größere Fläche strahlt mehr Licht ab als eine kleinere. Dass die Temperatur so viel mehr Einfluß auf die Helligkeit des Sterns hat als der Radius, liegt an dem Strahlungsgesetz nach dem die Temperatur mit der 4. Potenz, der Radius aber nur mit der 2. Potenz zur Helligkeit beiträgt. Für physikalisch Interessierte hier das Stefan-Boltzmann Gesetz:
L = Leuchtkraft; R = Radius; T_eff = effektive Temperatur; σ, π = Konstanten



Der Grund dafür, dass die RR-Lyrae-Sterne pulsieren ist ihre Lage im Instabilitätsstreifen des Hertzsprung-Russell-Diagramms (HRD). In diesem Instabilitätsstreifen liegen besondere Verhältnisse von Druck und Temperatur der Sterne vor, so dass alle Sterne in diesem Streifen Helligkeitsvariationen zeigen. Im Falle der RR-Lyrae-Sterne sind es entwickelte, alte Sterne, die 3 Heliumkerne zu Kohlenstoff fusionieren und deren Pulsation durch Ionisation und Rekombinationen von Helium und Wasserstoff in den oberen Schichten des Sterns in Gang gehalten wird.

Die folgende Abbildung zeigt noch einmal die Änderungen der Leuchtkraft, Temperatur und des Radius am Beispiel des RR-Lyrae-Sterns SY Ari.

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Die Lichtkurven der RR-Lyrae-Sterne sind in vielen Fällen recht variabel. Auch Periodenänderungen sind keine Seltenheit. Wer sich zur Beobachtung dieses Sterntyps entschließt wird durch die Vielfalt unterschiedlicher Lichtkurven immer wieder zu neuen Beobachtungen angeregt.

Bei den RR-Lyrae-Sternen unterscheidet man 2 Haupttypen: Die RRab- und die RRc-Sterne.
RRab-Sterne haben asymmetrische Lichtkurven mit einem schnellen kurzen Helligkeitsanstieg und einer langsamen Abnahme der Helligkeit. Ihre Perioden liegen zwischen 9 und 22 Stunden, in seltenen Ausnahmen bis 28 Stunden. Ihre Amplitude beträgt 0.5 - 2 Magnituden. Sie pulsieren im Grundton.
Die selteneren RRc-Sterne pulsieren im 1.Oberton. Sie haben sinusförmige Lichtkurven, kleinere Amplituden ( 0.4 bis 0.5 mag) und kürzere Perioden (5 bis 10 Stunden).
Die folgende Abbildung zeigt beispielhaft die Lichtkurve eines RRab-Sterns (V1962 Cyg, links) und eines RRc-Sterns (V1640 Ori, rechts). Deutlich erkennbar sind die Unterschiede in den Amplituden und der Asymmetrie der Lichtkurven. Ein weiterer sehr seltener Typ sind die RRd-Sterne (circa 30 Sterne bekannt), die in 2 Moden pulsieren; im Grundton und im 1. Oberton.


Nicht nur die Lichtkurven der Typen der RR-Lyrae-Sterne sind unterschiedlich, auch die Lichtkurven der individuellen Sterne unterscheiden sich deutlich voneinander. Einige weisen kurz vor dem Minimum einen kurzen Helligkeitsanstieg (Buckel) auf, andere einen größeren oder kleinen Hubbel im Aufstieg. Abb. 5 zeigt Beispiele dieser Lichtkurven.


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Es gibt auch RR-Lyrae-Sterne, bei denen die jeweilige Lichtkurve von Periode zu Periode nicht gleich aussieht. Dieser Effekt wurde 1907 von Sergei Nikolajewitsch Blazhko (1870 - 1856) an dem Stern RW Dra entdeckt, und wird nach seinem Entdecker Blazhko-Effekt genannt. Bei diesem handelt es sich um Änderungen in der Form der Lichtkurve und ihrer Amplitude, sowie um Schwankungen in der Periodenlänge, die sich mit einer sogenannten Blazhko-Periode wiederholen. Die Periodenlängen der Blazhko-Periode reicht von einigen Tagen bis zu mehreren hundert Tagen. Ein Beispiel für einen RRab-Stern mit Blazhko-Effekt zeigen die Lichtkurven von NS Cyg (Abb. 6 linker Teil). Hier sind alle meine Beobachtungen dieses Sterns aus 2013 übereinandergelegt und durch unterschiedliche Farben dargestellt. Die große Variabilität der Lichtkurve ist offensichtlich mit Unterschieden in der maximal Helligkeit von mehr als 0.5 mag, Änderungen der Steilheit der Flanken und der Periodenlänge. Bei RRc-Sternen können die Lichtkurven so stark variieren, dass sie zeitweise ein Doppelmaximum zeigen wie in Abb. 6 (rechter Teil) am Beispiel von 4 Beobachtungen des RRc-Sterns QY Cas zu sehen ist. Die beiden oberen Lichtkurven haben ein sehr breites Maximum, die unteren beiden zeigen Doppelmaxima.

Diese Sterne überraschen den Beobachter immer wieder mit neuen interessanten Lichtkurven. Wenn Sie bei der Beobachtung Überraschungen lieben, diese Sterne sind immer gut dafür.


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δ Scuti Sterne (DSCT) sind Sterne von 1.5 bis 2.5 M_☉. Sie liegen im FHD dort wo die Hauptreihe den Instabilitäts-Streifen kreuzt. Ihre Perioden reichen von 0.02 bis 0.25 Tagen. Ihre Amplituden sind meistens sehr klein aber mehrere erreichen bis 0.9 v mag und sind somit gut beobachtbar. δ Scuti Sterne zeigen sowohl radiale wie nicht radiale Pulsationen. Angetrieben werden diese durch denselben Mechanismus wie bei den RR-Lyrae-Sternen in der HeII-Ionisationszone bei Temperaturen von ≃50.000 K.

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SX-Phoenicis-Sterne (SXPHE) sind den δ Scuti-Sternen sehr ähnlich. Allerdings sind sie sehr metallarm und gehören zur alten Population II. Sie finden sich in Kugelsternhaufen und in der alten Scheibenpopulation. Insgesamt sind nur ungefähr 30 SX-Phoenicis-Sterne bekannt. Ihre Perioden sind noch kürzer als die der δ Scuti-Sterne und reichen von 0.04-0.08 d. Die meist kleinen Amplituden können auch bis zu 0.7 v mag erreichen. Ein bekannter Vertreter dieser Sterne ist CY Aqr (s. Abb. 6), der eine Periode von nur 65 Minuten und eine Amplitude von 0.7 v mag hat. Der Aufstieg der Helligkeit vom Minimum bis zum Maximum dauert 15 Minuten. Man kann zusehen, wie dieser Stern heller wird.


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Literatur:

	Maintz, G., Doktorarbeit, 2008, und weitere Literatur dort (9 MB)
	De Boer, K.S. & Seggewiss, W., 2008, Stars and Stellar Evolution
	Blazhko, S., 1907, AN, 175, 325
	General Catalogue of Variable Stars (GCVS) (Samus et. al. 2007-2013)
	Hoffmeister, C.,Richter, G. & Wenzel, W., 1984, Veränderliche Sterne
	Kippenhahn, R. & Weigert, A., 1990, Stellar Strukture and Evolution
	Smith, H. A., 1995, RR Lyrae Stars, Cambridge University Press
	Wikipedia: RR-Lyrae-Stern